2. SLUNCE. Čas ke studiu: 2 hodiny. Cíl Po prostudování tohoto odstavce budete umět. Výklad

Transkript

1 2. SLUNCE Čas ke studiu: 2 hodiny Cíl Po prostudování tohoto odstavce budete umět specifikovat základní informace o Slunci, jeho stavbu vznik a vývoj popsat funkci systému jaderné fůze a porovnat jej s pochody na Slunci implementovat nabyté znalosti k základnímu posouzení vyuţití slunečního záření pro generování energie Výklad Dnes se často hovoří o trvale udrţitelném rozvoji. Má-li být zachován, nesmí k dalšímu technickému pokroku docházet na úkor zvyšování výroby a spotřeby energie z neobnovitelných zdrojů (ropa, uhlí, zemní plyn), které kromě toho, ţe se postupně vyčerpávají, také neúměrně zatěţují ţivotní prostředí zplodinami hoření. Vţdyť obsah CO 2 v atmosféře vzrůstá o 0,4 [%] ročně a skleníkový efekt je asi hlavním důvodem probíhajících klimatických změn spojených s četnými nebezpečími. Tepelná elektrárna s výkonem 1000 [MW] zamoří atmosféru cca [kg] CO 2 ročně a to nemluvíme o dalších plynech jako např. SO 2. Sluneční záření je nejdůleţitější obnovitelný a přitom naprosto čistý zdroj energie, proto se problematice vyuţití solární energie věnuje tak velká pozornost. Zvláště státy s rozvinutým průmyslem ale s minimem vlastních zdrojů energie podporují výzkum v této oblasti značnými finančními částkami. Asi nejmarkantnější je tato situace v Japonsku. Slunce je přeci hlavní zdroj energie dopadající na Zemi. Na naši planetu trvale dopadá záření o výkonu zhruba [W] 10 x 8,117 = P jen s mírnými výkyvy v závislosti na aktivitě Slunce a roční době, coţ je o dva řády více, neţ jaký výkon se na celé Zemi vyrábí. Musíme mít ale na zřeteli, ţe z dopadající energie se muţe vyuţít jen nepatrná část. Pod pojmem energetika nesmíme vidět pouze velké elektrárenské bloky s výkony řádově [MW] 100 P, ale musíme vidět i drobné alternativní zdroje s výkony řádově jednotek aţ desítek kw. Není to ale pouze energetická krize, co nás nutí hledat alternativní zdroje energie, ať uţ podle místních podmínek solární, větrné či vodní. V České republice to sice zatím není tak markantní, většího vyuţití se solární energii dostává pochopitelně v místech, kde je vetší průměrná intenzita slunečního záření. Ale na světě je mnoho odlehlých míst s dostatkem slunečního svitu, kam by nebylo ekonomické budovat dálková vedení elektrifikační sítě. Zdroj vodní energie zde nemusí být, vítr muţe být slabý a naftový či benzínový generátor vyţaduje neustálé doplňování zásob paliva. Malá solární zařízení mají navíc jednu velkou přednost a tou je jejich mobilita. Tu vyuţijí především mobilní expedice. Na kosmických stanicích na dráhách blízkých Slunci ani jiný zdroj energie neţli fotovoltaické solární panely nepřichází v úvahu. 1

2 2.1 Základní informace o Slunci Slunce je běţnou hvězdou, jakých jsou v Galaxii řádově miliardy, nicméně pro obyvatele Země je hvězdou ţivotně důleţitou. Slunce má tvar koule o poloměru km a hmotnost 1, kg. Viditelný povrch má teplotu 5780 stupňů Kelvina. V důsledku teto vysoké teploty vyzařuje kaţdý čtvereční metr povrchu do prostoru kj za sekundu, celkový zářivý výkon Slunce činí 3, Wattu. Ze Země se Slunce jeví jako kotouč o přibliţném průměru 32 minut a zaujímá tak zhruba jednu stotisícinu cele oblohy. Planeta Země zachytí pouhou dvoumiliardtinu výkonu Slunce, coţ vsak zcela stačí k udrţeni ţivota na Zemi. Převáţná část slunečního záření je vyzařována v oboru viditelného zářeni (tj. od 390 nm do 760 nm) s maximem v 550 nm. Slunce je sloţeno z vodíku a helia s malou příměsí těţších prvku. V povrchových vrstvách připadá na 1000 atomu vodíku asi 85 atomu helia, jeden atom uhlíku, dusíku či kyslíku a pouze 0,1 atomu těţších prvku. Přibliţně vyjádřeno v hmotnostních procentech: 73 % H, 25 % He a kolem 2 % ostatních prvku. Poloměr 6, m Hmotnost 1, kg Celkový zářivý výkon 3, W Efektivní povrchová teplota 5780 K Siderická otočka (vůči hvězdám) 25,4 dni = 2, s Synodická otočka (vůči Zemi) 27,3 dni = 2, s Střední vzdálenost od Země (1AU) 1, m Střední zdánlivý poloměr 15' 59,6'' Sluneční konstanta (hustota toku energie ve vzdálenosti 1AU) 1360 W/m Stavba Slunce Slunce je koule ţhavých ionizovaných plynu udrţovaných pohromadě gravitaci. Nitro slunce není přístupno přímému pozorováni, studujeme je proto nepřímo z projevu sluneční činnosti za pomoci fyzikálních modelu. Z nich vyplývá, ze hustota i teplota slunečního materiálu rostou směrem ke středu, kde nabývají své největší hodnoty. Hustota látky v jádru slunce je kg/metr krychlový (tj. 150 tun na metr krychlový) přičemţ průměrná hustota Slunce je kg na metr krychlový. Centrální teplota dosahuje 15 milionu stupňů Kelvina, průměrná teplota Slunce je zhruba poloviční. Diky své vysoké teplotě je ve Slunci většina atomu ionizována. Zdrojem energie Slunce jsou termojaderné reakce, které probíhají v jádře, kde je teplota nejvyšší. Energeticky nejvýznamnější jsou ty reakce, při nichţ se čtyři jádra vodíku postupně sloučí v jedno jádro helia. Ve Slunci se kaţdou sekundu přemění 600 milionu tun vodíku na helium, přičemţ se uvolni energie J. Termonukleární "hoření" v nitru Slunce probíhá relativně pomalu: proton čeká na úspěšnou sráţku s druhým protonem, při které se vytvoří jádro deuteria (rezkého vodíku), v průměru 10 miliard let. Nitro Slunce tak připomíná dokonale řízený termonukleární reaktor pracující po léta v reţimu velmi blízkém k úplnému vyhasnuti. Za celou dobu svého ţivota (tj. 4,7 miliardy let) Slunce vyčerpalo jen 5 % svých zásob vodíku. Teplo vznikající v centrálních oblastech se na povrch přenáší zájmena zářením, v chladnějších podpovrchových vrstvách pak konvekci. 2

3 Konvektivní vrstva, která dosahuje aţ k povrchu, je zřejmě zodpovědná za projevy sluneční činnosti a existenci vnějších časti sluneční atmosféry. Termojaderná reakce na Slunci a na hvězdách Společným principem uvolňováni energie ve Slunci, hvězdách, ve vodíkové bombě i v termojaderném reaktoru je slučováni jader lehkých prvku na těţší jádra. Jádra, která se spojuji, mají v sumě větší hmotnost neţ sumární hmotnost výsledného jádra a dalších vznikajících částic. Tento rozdíl v hmotnosti je podle známého Einsteinova vzorce E = mc2 ekvivalentní energii, která se při teto reakci uvolni ve formě kinetické energie vzniklého jádra či dalších vzniklých částic (elektronu, pozitronu, fotonu). Na obrázku je jako příklad takové slučovací reakce uvedeno sloučeni jádra těţkého vodíku (deuteria) s jádrem supertěţkého vodíku (tritia) na jádro helia a volny neutron, unášející převáţnou část energie. Spojeni jader brání odpudivé elektrické sily jejich kladných nábojů. Aby se jádra sloučila musí se vůči sobe pohybovat velkou rychlosti, která jim umoţni přiblíţit se přes odpudivé sily na velice malou vzdálenost, na niţ jiţ převládají přitaţlivé jaderné sily. Tak velkou rychlost a tudíţ i energii mohou jádra získat v urychlovací částic. Existuje vsak i druha moţnost jak "rozhýbat" jádra. Víme přece, ze se vzrustajici teplotou roste i rychlost neuspořádaného pohybu částic hmoty. Energii potřebné ke sloučeni jader odpovídají teploty mnoha miliard stupňů. Ukazuje se vsak, ze diky tak zvanému rychlostnímu rozloţení částic postačí teploty "jen" několika desítek či set milionu stupňů. Takové teploty jsou dosahovány v centrálních oblastech hvězd a tedy i našeho Slunce. A protoţe ke slučovacím reakcím dochází působením tepla, mluvíme v takovém pripade o termojaderných reakcích. Pro objasněni zářeni našeho Slunce i ostatních hvězd předloţili v roce 1938 H. A. Bethe a K. F. von Weizsacker dva cyklické jaderné procesy, které se nazývají proton - protonový a uhlíko - dusíkový. Schéma prvního cyklu můţe byt představeno následujícím řetězcem reakci: 2 ( p + p --> d + e + + neutrino ), 2 ( d + p --> 3 He + gamma ), 3 He + 3 He --> 4 He + 2p, který sumárně vede k přetvořeni protonu v jádro helia s vydělením velkého mnoţství energie: 6p --> 4 He + 2p + 2e neutrino + 2 gamma + 26 MeV. Kde p značí proton, e + pozitron ad značí deuteron (jádro těţkého vodíku). Energie 1 MeV je rovna 1, Joulu. 3

4 S nejmenší pravděpodobností probíhá prvá reakce a je tedy z uvedených tri reakci nejpomalejší s poločasem T = 1, Presto, ze se v jedné reakci uvolňuje velké mnoţství energie, je měrná uvolněna energie velice malá, pouze 0,2 mj na kg za sekundu, coţ je menší neţ měrná energie uvolňovaná lidským organizmem. Avšak diky kolosální hmotnosti Slunce, jez je rovna kg, vyzařuje Slunce obrovské mnoţství energie, které je ekvivalentní ztrátě hmotnosti rovné 4,3 milionů tun za sekundu. Uhlíkovo-dusíkový cyklus probíhá v řetězci šesti jaderných reakci, v nichţ jádro Uhlíku je katalyzátorem: 12 C + p --> 13 N + gamma; 13 N --> 13 C + e + + neutrino; 13 C + p --> 14 N + gamma; 14 N + p --> 15 O + gamma; 15 O --> 15 N + e + + neutrino; 15 N + p --> 12 C + 4 He, 4p --> 4 He + 2 neutrina + 2 e gamma + 26 MeV. Výsledek obou cyklu je v podstatě totoţný, ale uhlíko-dusíkový cyklus má podstatně menši charakteristicky poločas T = let, který je určen pravděpodobnosti čtvrté reakce cyklu. Který z uvedených řetězců ve hvězdě převláda, závisí na její hmotnosti. Při hmotnosti menši neţ 1,7 hmotnosti našeho Slunce, a tedy i v našem Slunci, je hlavním proton - protonový řetězec. Potvrzeni o tom, ze zdrojem našeho Slunce jsou uvedené termojaderné reakce by mel byt tok vznikajících neutrin. Ten se vsak při dosavadních experimentálních moţnostech nepodařilo prokázat. V dalším vývoji hvězdy při nejím smršťováni, a tím i vzrůstající centrální teplotě, se postupně uplatňují další termojaderné reakce jako je slučovaní tri jader helia na jádro uhlíku nebo čtyř jader helia na jádro kyslíku, dále sloučeni jádra kyslíku s jádrem helia na neon. Slučováním jader uhlíku vzniká sodík nebo hořčík nebo neon, slučováním jader kyslíku jádra křemíku, fosforu nebo siry atd. Cela posloupnost termojaderných reakci vede postupně ke vzniku stabilních jader aţ po jádra skupiny ţeleza. Kromě uvedených reakci existuji i další reakce vodíku či jeho izotopu deuteria a tritia (viz přiklad uvedeny výše na obrázku), které přicházejí do úvahy k energetickému vyuţiti v pozemských podmínkách v tak zvaných termojaderných reaktorech nebo ve vodíkové bombě. Termojaderné reaktory Energetické problémy lidstva můţe v budoucnu vyřešit zvládnuti nového typu jaderné energetiky, zaloţeného ne na štěpeni těţkých jader, ale naopak na slučovaní jader Lehkých na jádra těţších prvku podobné, jak se tomu děje v termojaderných reakcích na Slunci a hvězdách. Vytvoření reaktoru na tomto principu by poskytlo zdroj téměř nevyčerpatelné energie, který by byl z ekologického hlediska podstatně únosnější neţ současná jaderná energetika. Pro energetické vyuţití v pozemských podmínkách přicházejí do úvahy následující jaderné reakce izotopu vodíku: 4

5 2 D + 3 T --> 4 He (3,52 MeV) + n (14,06 MeV), 2 D + 2 D --> 3 T (1,01 MeV) + p (3,03 MeV), 2 D + 2 D --> 3 He (0,82 MeV) + n (2,45 MeV), 3 He + 2 D --> 4 He (3,67 MeV) + p (14,67 MeV). Zde D je jádro těţkého izotopu vodíku (deuteria), T jádro supertěţkého izotopu vodíku (tritia), p je proton, n neutron a hodnoty v závorkách udávají energie daných částic. Energie 1 MeV je rovna 1, Joulu. Nejsnadněji realizovatelná je první reakce (DT), jez má přijatelný účinný průřez jiţ při energiích radu desítek kev, tedy teplotách kolem 200 milionu stupňů. Tritium je vsak materiál, který se musí umele vyrábět v jaderných procesech a je radioaktivní. Energie se kromě toho uvolňuje převáţně ve formě energetických neutronu. Presto je tato reakce povaţována za jediný reálny proces pro termojaderné reaktory první generace. Termojaderný proces tedy můţe být realizován jen za velmi vysokých teplot, kdy se kaţdá hmota vyskytuje ve formě plazmatu, čtvrtého skupenství hmoty, kde jsou od atomu odtrţeny elektronové obaly. Plazma se tedy skládá z kladně nabitých jader a záporných elektronu. K realizaci termojaderného procesu v reaktoru vsak nestačí pouze zahřát plazma na potřebnou teplotu 200 milionu stupňů, je třeba toto plazma oddělit, izolovat od okolního prostředí, jako jsou stěny reaktoru. A to nejen z důvodu, ţe by stěny nevydrţely kontakt s takto horkým plazmatem, ale i proto, aby byly omezeny na minimum energetické ztráty z plazmatu. Aby totiţ byl reaktor skutečně zdrojem energie, musí termojaderné reakce proběhnout v takovém mnoţství, aby uvolněna energie byla větší neţ energie, která byla spotřebována k jeho vytvoření, zahřátí a udrţováni na termojaderné teplotě. Tato podmínka je nazývána Lawsonovým kriteriem a zjednodušeně ji lze formulovat takto: součin hustoty částic v plazmatu na doby existence plazmatu t musí být větší neţ jista kritická veličina K: n.t > K. Veličina K závisí na teplotě, účinnosti přeměny energie a typu reakce a pro reálný systém s DT reakci leţí v intervalu aţ s/m 3. Jiţ padesát let se vědci snaţí v řadě zemí a na mnoha experimentálních zarozeních realizovat princip termojaderného reaktoru. Byla studována cela řada principu a systémů vytvořeni a udrţení plazmatu, ve kterých by bylo dosazeno Lawsonova kriteria. To je moţno splnit celou řadou součinů v intervalu krajních extremních případů: superhusté plazma s hustotou desettisíckrát větší neţ je hustota pěvných látek, kde stačí doba existence plazmatu menší neţ miliardtina sekundy aţ po tak zvané kvazistacionární systémy s hustotou řádově částic v krychlovém metru s energetickou dobou udrţení plazmatu radu sekundy. První extrém je realizován v tak zvaných mikrovýbuších, kdy je miniaturní terčík z termojaderného paliva komprimován a ohříván mohutnými pulsy laserového zářeni nebo elektronových či iontových svazku. Reakce by měly proběhnout v dostatečném mnoţství dříve, neţ se plazma výbuchem rozlétne do prostoru. Jde tedy v podstatě o miniaturní vodíkovou bombu. V ostatních systémech, kde se předpokládá delší doba existence plazmatu, je vyuţíváno vlastnosti plazmatu, zejména toho, ţe na nabité částice působí magnetické pole. Nabité částice se totiţ napřič magnetických siločar nepohybuji volně, ale obíhají kolem 5

6 nich po kruţnicích. Je tedy moţné plazma pomoci externích nebo interních magnetických poli izolovat od stěn a sníţit tok častíc na steny. Byly studovány impulsní systémy vyuţívající vnitrních magnetických poli, tak zvané pince - výboje samovolně se stahující působením magnetického pole vytvářeného elektrickým proudem protékajícím plazmatem. Z hlediska technické realizace je však lákavé a ţádoucí mít stacionární nebo alespoň kvazistacionární systém. Nejintenzivněji byly zkoumány magnetické zrcadlové nádoby, stalaratory a tokamaky. V posledních patnácti letech se ukázal systém tokamak jako nejperspektivnější. Plazma je v něm drţeno v toroidální nádobě kombinaci magnetického pole vytvářeného magnetickými cívkami a magnetického pole vytvářeného proudem protékajícím plazmatem. Tento systém je zkoumán ve všech vyspělých státech (např. USA - zařízení TFTR, Dublet a další, Francie - TOR SUPRA, Rusko - T-10, T-15, Japonsko - JT-60). Také v CR je prováděn výzkum na malém tokamaku pod názvem CASTOR. Avšak největším zařízením tohoto typu je zařízení mezinárodního společenství EUROATOM nazývané JET (Joint European Torus) v Culhamu ve Velké Britanii. Schéma tohoto zařízené je uvedeno na úvodním obrázku. Vakuová prstencová (toroidální) komora o malém průměru 3,5-4,5 m a velkém průměru 6 m, v niţ je vytvářeno plazma, má objem 200 kubických metru. K vytvoření a ohřátí plazmatu protékajícím proudem je třeba výkon 2 MW. Další ohřev je realizován některými tak zvanými dodatečnými ohřevy buď pomoci vysokofrekvenčních poli nebo svazky neutrálních atomu o výkonu několika desítek MW. V tomto zařazení byla v nedávné době prokázána fyzikální uskutečnitelnost termojaderného reaktoru. Bylo docíleno dostatečného toku termojaderných neutronu z deutero-tritiové reakce. Ve všech předchozích výzkumech bylo pracováno pouze s normálním vodíkem nebo s deuteriem, aby nebylo zařízení kontaminováno radioaktivním tritiem. Překáţkou na cestě k uskutečněni termojaderného reaktoru jsou četné nestability a turbulence vznikající v plazmatu, jimţ je ve stávajících zařízeních věnována největší pozornost. Jiţ několik let pracuje mezinárodní skupina vědců na projektu zkušebního termojaderného reaktoru ITER na principu tokamaku. Prstencová komora tohoto reaktoru by měla velký průměr 16 m a jeho termojaderný výkon by měl dosáhnout 1,5 GW. Očekávané náklady na jeho vestavbu jsou vsak kolosální - 10 miliard $. O jeho stavbě jiţ bylo rozhodnuto a bude stát ve Francii. Atmosféra slunce Atmosféra je ta část Slunce, odkud k nám přichází sluneční záření. Nejvíce (99 %) ho vysílá nejspodnější vrstva, zvaná fotosféra, která pro nás představuje onen "povrch" Slunce. V jejím světle rozloţeném do spektra pozorujeme na jasném (emisním) pozadí mnoţství temných (absorpčních) spektrálních čar příslušejících zejména kovům, někdy i jednoduchým molekulám. Povrch Slunce není stejnorodý, ale vykazuje zrnitou strukturu - granulaci. Nejsvětlejší body jsou zřejmé vrcholky konvektivních proudu, o několik set stupňů teplejší neţ sousední povrch. Nad fotosférou leţí chromosféra, jeţ je řídčí a teplejší neţ fotosféra, k záření Slunce však přispívá jen 0,1 %. Lze ji sledovat pomoci tzv. koronografu, které napodobuji zatmění Slunce, nebo přístroji se speciálními filtry. Vnější část sluneční atmosféry - řídká a velmi horká (aţ 1 milion stupňů Kelvina) korona - je nestabilní, rozpíná se a v oblasti Země přechází v tzv. sluneční vítr. Sluneční vítr je trvalým 6

7 proudem ionizovaných částic, o hustotě řadově desítek milionu iontu na metr krychlový, vanoucí od Slunce rychlosti kolem 500 km/s. Sluneční činnost Sluneční činnost je souhrnný název pro radu nestálých jevu, které můţeme pozorovat v atmosféře Slunce. Nejznámější jsou sluneční skvrny - oblasti niţší teploty (4 200 K) ve fotosféře, kruhovitého nebo nepravidelného tvaru. Průměr skvrn se pohybuje od několika set kilometru aţ po km. Skvrny mohou na slunečním povrchu existovat několik hodin, dni výjimečně přetrvávají i několik měsíců. Jejich jádro - umbra - je obklopeno polostínem - penumbrou. Chromosférické erupce jsou náhlá zjasnění trvající řádově minuty. Erupce jsou zdrojem krátkovlnného, optického, radiového i kosmického záření a proudu nabitých částic. Protuberance jsou poměrné hustá a chladna oblaka podpíraná v koroně silným magnetickým polem. Na okraji Slunce jsou pozorovatelné jako jasné útvary nad chromosférou, promítají-li se na sluneční kotouč, mají charakter temných vláken, zvaných téţ filamenty. Projevy sluneční aktivity jsou obvykle vázány na tzv. aktivní oblasti - oblasti se zvýšeným magnetickým polem, jejichţ ţivotní doba činí dny aţ měsíce. Vznik aktivní oblasti je doprovázen vytvořením fakulového a flokulového pole (zjasnění ve fotosféře a chromosféře), ve kterém se později můţe objevit a rozvinout skupina slunečních skvrn. V období maxima rozvoje skvrn vznikají téţ chromosférické erupce a protuberance. Po zániku skvrn zůstává flokulové pole a klidně protuberance. Po čase zmizí i tyto jevy a na miste aktivní oblasti pozorujeme jiţ jen klidnou sluneční atmosféru. Sluneční činnost se periodicky mění, a to nejvýrazněji v jedenáctileté periodě, existuje téţ dvaadvacetiletý cyklus a s největší pravděpodobností i cykly delších period. Některé druhy sluneční činnosti se výrazně projevuji na Zemi: např. ultrafialové a rentgenové záření působí na ionosféru, proudy nabitých částic ovlivňují zemské magnetické pole. Nepřímo se můţe zvýšení sluneční činnosti projevit i v biosféře, např. zrychlením růstu dřevin či zhoršením průběhu některých onemocnění. Vznik a vývoj Slunce Slunce je hvězdou spektrální třídy G2 V o absolutní magnitudě +4,84. Leţí takřka v rovině Galaxie, 9 kpc od jejího středu. Ve srovnání s hvězdami v okolí je spise nadprůměrně hmotnou hvězdou (jen 7 % hvězd v okolí Slunce je hmotnějších). Slunce vzniklo před 4,7 miliardami let z oblaku mezihvězdné látky; bezprostředním popudem k počátečnímu zhrouceni oblaku byl zřejmě výbuch blízké supernovy. Po přibliţně 50 milionech let se Slunce smrštilo natolik, ze v jeho nitru začaly probíhat termonukleární reakce, při nichţ se mění vodík na helium. Slunce tak nastoupilo nejdelší etapu svého ţivota - etapu hvězdy hlavní posloupnosti, ve které stráví 85 % svého ţivota - 9 miliard let. Na počátku teto fáze bylo Slunce menší neţ dnes (přibliţně o 10 %) a také méně zářilo (zhruba o 30 %). Na konci fáze hvězdy hlavní posloupnosti dosáhne poloměr Slunce 1,4 násobku a jeho výkon se oproti dnešku zdvojnásobí. Další vývoj Slunce bude rychlý - po vyčerpání zásob vodíku v centru se zapálí vodík v tenké vrstvičce obalující vyhořelé heliové jádro. Vnitřek hvězdy se smrští, zatímco vnější vrstvy se rozepnou - Slunce se stane červeným obrem o poloměru desetkrát aţ stokrát větším, neţ je dnešní. Později se v heliovém jádru zapálí reakce, při nichţ se jádra 7

8 helia spojuji v jádra uhlíku a kyslíku. Z řiďounkého obalu s prudkými konvektivními pohyby bude do prostoru prostřednictvím slunečního větru vyvrhováno veliké mnoţství látky. Nakonec se odvane cely obal a zůstane jen uhlíko-kyslíkové jádro o hmotnosti 0,6 hmotnosti současného Slunce, obalené tenkou vodíkovou atmosférou. Ţhavý zbytek hvězdy zbaveny přisunu čerstvého jaderného materiálu začne postupně chladnout - stane se degenerovaným bílým trpaslíkem a konečně chladným černým trpaslíkem bez zdrojů energie. Otázky 1. Specifikujte základní informace o Slunci. 2. Specifikujte stavbu Slunce a jeho postavení ve sluneční soustavě 3. Specifikujte principy termojaderné reakce na Slunci 4. Specifikujte principy termojaderné reakce a zařízení zkoumaných na Zemi 5. Specifikujte procesy probíhající ve Slunci 6. Specifikujte procesy související se vznikem a vývojem Slunce. Další zdroje